{"id":150418,"date":"2020-09-23T16:06:00","date_gmt":"2020-09-23T18:06:00","guid":{"rendered":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/?p=150418"},"modified":"2020-09-23T16:06:00","modified_gmt":"2020-09-23T18:06:00","slug":"sistema-binario-de-estrelas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/sistema-binario-de-estrelas","title":{"rendered":"Sistema bin\u00e1rio de estrelas"},"content":{"rendered":"

Defini\u00e7\u00e3o<\/strong><\/p>\n

Estrela bin\u00e1ria\u00a0<\/strong>\u00e9\u00a0<\/strong>um sistema de duas estrelas em \u00f3rbita ao redor de seu centro de gravidade comum. Para cada estrela, a outra \u00e9 sua estrela companheira.<\/p>\n

Estrelas bin\u00e1rias<\/strong>\u00a0s\u00e3o de imensa import\u00e2ncia para os astr\u00f4nomos, pois permitem que as massas das estrelas sejam determinadas.<\/p>\n

Um\u00a0sistema bin\u00e1rio<\/strong>\u00a0\u00e9 simplesmente aquele em que duas estrelas orbitam em torno de um centro de massa comum, ou seja, est\u00e3o gravitacionalmente ligadas uma \u00e0 outra. Na verdade, a maioria das estrelas est\u00e1 em sistemas bin\u00e1rios.<\/p>\n

Talvez at\u00e9 85% das estrelas estejam em sistemas bin\u00e1rios, com algumas em sistemas triplos ou at\u00e9 mesmo m\u00faltiplos.<\/p>\n

\"Sistema
\nSistema bin\u00e1rio de estrelas<\/strong><\/p>\n

O que \u00e9 um sistema bin\u00e1rio de estrelas?<\/strong><\/p>\n

Um\u00a0sistema estelar bin\u00e1rio<\/strong>\u00a0\u00e9 um sistema estelar com duas estrelas orbitando uma em torno da outra.<\/p>\n

V\u00e1rios sistemas estelares, como trin\u00e1rios, etc., tamb\u00e9m s\u00e3o normalmente categorizados usando o mesmo termo.<\/p>\n

Sistemas estelares<\/strong>\u00a0com at\u00e9 sete corpos orbitando mutuamente foram classificados.<\/p>\n

Pensa-se que os\u00a0sistemas estelares bin\u00e1rios<\/strong>\u00a0s\u00e3o bastante comuns no universo e podem de fato ser a maioria.<\/p>\n

Isso ocorre porque a nuvem de poeira que colapsa para formar estrelas geralmente tem mais de um centro de gravidade. Se forem pequenos aglomerados, eles formam planetas ou an\u00e3s marrons, se grandes, eles formam estrelas. Diz-se que estrelas bin\u00e1rias s\u00e3o estrelas companheiras umas das outras.<\/p>\n

Os sistemas estelares bin\u00e1rios s\u00e3o muito importantes na astronomia, porque mapear suas \u00f3rbitas m\u00fatuas permite estimar sua massa.<\/p>\n

A estimativa da massa \u00e9 \u00fatil para contrast\u00e1-la com a temperatura e a luminosidade aparente, ajudando-nos a determinar a luminosidade e a dist\u00e2ncia absolutas.<\/p>\n

Bin\u00e1rios eclipsados, em que estrelas em um sistema bin\u00e1rio eclipsam umas \u00e0s outras periodicamente do nosso ponto de vista, s\u00e3o especialmente \u00fateis.<\/p>\n

A maneira como eles se eclipsam mutuamente pode ser usada para estimar seu tamanho, densidade, luminosidade e dist\u00e2ncia. Bin\u00e1rios eclipsados t\u00eam sido usados para medir a dist\u00e2ncia a outras gal\u00e1xias, como a Gal\u00e1xia de Andr\u00f4meda e a Gal\u00e1xia do Tri\u00e2ngulo, com um fator de erro de menos de 5%.<\/p>\n

O sistema estelar mais pr\u00f3ximo, Alpha Centauri, \u00e9 um sistema estelar bin\u00e1rio, consistindo em duas estrelas do tamanho do Sol em \u00f3rbita pr\u00f3xima, orbitadas por sua vez por uma an\u00e3 vermelha.<\/p>\n

As duas estrelas centrais t\u00eam uma \u00f3rbita el\u00edptica em torno uma da outra, chegando a 11 UA e separando-se at\u00e9 35 UA, e fazendo um ciclo completo a cada 80 anos. Por causa da din\u00e2mica ca\u00f3tica de tal sistema, n\u00e3o existe uma verdadeira “zona habit\u00e1vel” onde as temperaturas da superf\u00edcie permanecem aproximadamente constantes. A temperatura da superf\u00edcie muda de ano para ano.<\/p>\n

Sistema bin\u00e1rio de estrelas – Astronomia<\/strong><\/p>\n

\"Sistema
\nDuas estrelas ligadas gravitacionalmente orbitam seu centro de massa comum.<\/strong><\/p>\n

Em astronomia, um sistema bin\u00e1rio \u00e9 aquele que consiste em duas estrelas ligadas gravitacionalmente.<\/p>\n

As duas estrelas obedecem \u00e0s leis de movimento de Kepler e orbitam seu centro de massa comum em \u00f3rbitas el\u00edpticas ou circulares.<\/p>\n

Alguns sistemas relativ\u00edsticos, como os pulsares bin\u00e1rios, exibem um comportamento que s\u00f3 pode ser explicado usando a teoria geral da relatividade de Einstein.<\/p>\n

As observa\u00e7\u00f5es de bin\u00e1rios do astr\u00f4nomo t\u00eam sido fundamentais em nossa compreens\u00e3o das massas das estrelas.<\/p>\n

Bin\u00e1rios consistem em v\u00e1rios subtipos:<\/strong><\/p>\n

Bin\u00e1rios Visuais<\/strong><\/p>\n

Em um\u00a0bin\u00e1rio visual<\/strong>, ambas as estrelas s\u00e3o resolvidas da Terra e podem ser vistas orbitando uma a outra com um determinado per\u00edodo bin\u00e1rio.<\/p>\n

Bin\u00e1rios espectrosc\u00f3picos<\/strong><\/p>\n

Bin\u00e1rios espectrosc\u00f3picos<\/strong>\u00a0de linha \u00fanica t\u00eam linhas caracter\u00edsticas de emiss\u00e3o ou absor\u00e7\u00e3o que permitem aos astr\u00f4nomos caracterizar suas \u00f3rbitas usando a fun\u00e7\u00e3o de massa. Nestes sistemas, o espectro \u00e9 dominado por uma das duas estrelas.<\/p>\n

Os sistemas bin\u00e1rios espectrosc\u00f3picos s\u00e3o geralmente detectados devido ao movimento das linhas de emiss\u00e3o e absor\u00e7\u00e3o no espectro observado, causado pelo efeito Doppler conforme as estrelas se movem em sua \u00f3rbita.<\/p>\n

Bin\u00e1rios espectrosc\u00f3picos de linha dupla podem ter caracter\u00edsticas espectrosc\u00f3picas de ambas as estrelas identificadas e seguidas ao redor da \u00f3rbita. Esses bin\u00e1rios permitem a determina\u00e7\u00e3o de sua raz\u00e3o de massa.<\/p>\n

Bin\u00e1rios astrom\u00e9tricos<\/strong><\/p>\n

Essas estrelas t\u00eam a presen\u00e7a de uma companheira bin\u00e1ria deduzida por seu movimento no c\u00e9u depois de considerar o movimento e a paralaxe adequados.<\/p>\n

Bin\u00e1rios Eclipsantes<\/strong><\/p>\n

Bin\u00e1rios eclipsados\u00a0<\/strong>sofrem altera\u00e7\u00f5es em sua luminosidade total devido ao bloqueio de nossa linha de vis\u00e3o para uma ou ambas as estrelas. Isso permite que sejam feitas dedu\u00e7\u00f5es sobre sua inclina\u00e7\u00e3o orbital, que deve ser quase lateral para que o eclipse ocorra. Quando combinadas com as curvas de velocidade radial e a fun\u00e7\u00e3o de massa, podem ser obtidas poderosas restri\u00e7\u00f5es nas massas dos componentes estelares.<\/p>\n

Terminologia<\/strong><\/p>\n

O termo\u00a0estrela bin\u00e1ria<\/strong>\u00a0foi cunhado por Sir William Herschel em 1802 para designar, em sua defini\u00e7\u00e3o, “uma estrela dupla real – a uni\u00e3o de duas estrelas que s\u00e3o formadas juntas em um sistema pelas leis da atra\u00e7\u00e3o”.<\/p>\n

Quaisquer duas estrelas com espa\u00e7amento pr\u00f3ximo podem parecer uma estrela dupla, o caso mais famoso sendo Mizar e Alcor na Ursa Maior.<\/p>\n

No entanto, \u00e9 poss\u00edvel que uma estrela dupla seja meramente um par de estrelas que apenas se parece com um sistema bin\u00e1rio<\/strong>: as duas estrelas podem, na realidade, ser amplamente separadas no espa\u00e7o, mas por acaso est\u00e3o mais ou menos na mesma dire\u00e7\u00e3o vista de nosso ponto de vista. Esses falsos bin\u00e1rios s\u00e3o chamados de bin\u00e1rios \u00f3ticos. Com a inven\u00e7\u00e3o do telesc\u00f3pio, muitos desses pares foram encontrados.<\/p>\n

Herschel, em 1780, mediu a separa\u00e7\u00e3o e as orienta\u00e7\u00f5es de mais de 700 pares que pareciam ser sistemas bin\u00e1rios e descobriu que cerca de 50 pares mudaram de orienta\u00e7\u00e3o ao longo de duas d\u00e9cadas de observa\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Um verdadeiro bin\u00e1rio \u00e9 um par de estrelas unidas pela gravidade. Quando podem ser resolvidos (distinguidos) com um telesc\u00f3pio poderoso o suficiente (se necess\u00e1rio com o aux\u00edlio de m\u00e9todos interferom\u00e9tricos), eles s\u00e3o conhecidos como bin\u00e1rios visuais.<\/p>\n

Em outros casos, a \u00fanica indica\u00e7\u00e3o de binaridade \u00e9 o desvio Doppler da luz emitida.<\/p>\n

Os sistemas em que este \u00e9 o caso, conhecidos como bin\u00e1rios espectrosc\u00f3picos, consistem em pares relativamente pr\u00f3ximos de estrelas onde as linhas espectrais na luz de cada uma se deslocam primeiro em dire\u00e7\u00e3o ao azul, depois em dire\u00e7\u00e3o ao vermelho, conforme ele se move primeiro em nossa dire\u00e7\u00e3o, e ent\u00e3o longe de n\u00f3s, durante seu movimento sobre seu centro comum de massa, com o per\u00edodo de sua \u00f3rbita comum.<\/p>\n

Se o plano orbital estiver muito pr\u00f3ximo de nossa linha de vis\u00e3o, as duas estrelas se ocultam parcial ou totalmente regularmente, e o sistema \u00e9 chamado de bin\u00e1rio eclipsante, do qual Algol \u00e9 o exemplo mais conhecido.<\/p>\n

Estrelas bin\u00e1rias que s\u00e3o bin\u00e1rias visuais e espectrosc\u00f3picas s\u00e3o raras e s\u00e3o uma fonte preciosa de informa\u00e7\u00f5es valiosas quando encontradas. Estrelas bin\u00e1rias visuais t\u00eam uma grande separa\u00e7\u00e3o real e, conseq\u00fcentemente, geralmente t\u00eam velocidades orbitais muito pequenas para serem medidas espectroscopicamente de longe.<\/p>\n

Por outro lado, estrelas bin\u00e1rias espectrosc\u00f3picas se movem rapidamente em suas \u00f3rbitas porque est\u00e3o pr\u00f3ximas; geralmente muito pr\u00f3ximo para ser detectado como bin\u00e1rios visuais.<\/p>\n

Bin\u00e1rios que s\u00e3o visuais e espectrosc\u00f3picos, portanto, devem estar relativamente pr\u00f3ximos da Terra.<\/p>\n

Os astr\u00f4nomos descobriram algumas estrelas que parecem orbitar em torno de um espa\u00e7o vazio.<\/p>\n

Bin\u00e1rios astrom\u00e9tricos s\u00e3o estrelas relativamente pr\u00f3ximas que podem ser vistas oscilando em torno de um ponto m\u00e9dio, sem companhia vis\u00edvel. Com alguns bin\u00e1rios espectrosc\u00f3picos, h\u00e1 apenas um conjunto de linhas se movendo para frente e para tr\u00e1s. A mesma matem\u00e1tica usada para bin\u00e1rios comuns pode ser aplicada para inferir a massa do companheiro ausente.<\/p>\n

O companheiro pode ser muito escuro, de modo que atualmente \u00e9 indetect\u00e1vel ou mascarado pelo brilho de seu prim\u00e1rio, ou pode ser um objeto que emite pouca ou nenhuma radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica, por exemplo uma estrela de n\u00eautrons.<\/p>\n

Em alguns casos, h\u00e1 fortes evid\u00eancias de que o companheiro ausente \u00e9 na verdade um buraco negro<\/strong>: um corpo com uma gravidade t\u00e3o forte que nenhuma luz consegue escapar.<\/p>\n

Esses bin\u00e1rios s\u00e3o conhecidos como bin\u00e1rios de raios-X de alta massa. Provavelmente, o exemplo mais conhecido atualmente \u00e9 Cygnus X-1, onde a massa do companheiro invis\u00edvel \u00e9 considerada cerca de nove vezes a do nosso sol; ultrapassando em muito o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (a massa te\u00f3rica m\u00e1xima de uma estrela de n\u00eautrons, o \u00fanico outro candidato prov\u00e1vel para a companheira). Dessa forma, Cygnus X-1 se tornou o primeiro objeto amplamente aceito como sendo um buraco negro.<\/p>\n

\"Sistema
\nSistema bin\u00e1rio de estrelas<\/strong><\/p>\n

Fonte:<\/strong>\u00a0www.atnf.csiro.au\/sites.ualberta.ca\/news.berkeley.edu\/www.wisegeek.org\/ui.adsabs.harvard.edu\/www.dictionary.com\/Encyclopaedia Britannica\/www.cs.mcgill.ca\/astronomy.swin.edu.au<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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